Der erste Weiße Zwergstern, 40 Eridani B, wurde Ende des 18. Jahrhunderts vom deutschen Astronomen William Herschel entdeckt. Nach 200 Jahren reichten die Finger einer Hand aus, um alle berühmten Stars dieser Familie zu zählen. Heute wissen wir, dass sie sehr zahlreich sind: Mehr als 90 Prozent aller Sterne, die jemals geleuchtet haben, sind Weiße Zwerge geworden. Im Buch Weiße Zwerge. Die Zukunft des Universums “(Verlag „Alpina Sachbuch “), der Wissenschaftshistoriker und Wissenschaftsjournalist Alexei Levin spricht über die interessantesten astrophysikalischen und kosmologischen Aspekte der Erforschung von Weißen Zwergen sowie über die Wissenschaftler, die sich ihrer lebt für ihr Studium. N+1 lädt seine Leser ein, einen Auszug zu lesen, der die Prinzipien der Spektralanalyse und Entdeckungen aus Spektrogrammen von Weißen Zwergen beschreibt.
Die ganze Kraft liegt in den Spektren
Über die Besonderheit der Materie des Weißen Zwerges wurde bisher nichts gesagt, nur über ihre extrem hohe Dichte im Vergleich zur Materie von Hauptreihensternen. Natürlich werden wir in Zukunft in allen Details darüber sprechen. Ich habe jedoch festgestellt, dass jeder Zwerg von einer dünnen Gashülle umgeben ist, die auf Tausende oder Zehntausende Kelvin erhitzt wird. In diesen Schalen, also in den Atmosphären der Weißen Zwerge, gibt es nichts Exotisches, es ist nur ein sehr heißes und daher ionisiertes Gas, das sich nicht grundlegend von dem Gas in der Sonnenatmosphäre unterscheidet.
Astronomen gewinnen Informationen über die Atmosphären von Weißen Zwergen mit den gleichen Methoden wie über Sternatmosphären – durch Spektralanalyse. Ihre allgemeinen Prinzipien wurden in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts aufgestellt und später vielfach verfeinert, insbesondere nach dem Aufkommen der Quantenmechanik der Atome und der Quantentheorie der Strahlung.
Ganz kurz ist dies der Fall. Die beobachteten Spektren von Sternen entstehen durch Prozesse, die in ihrer Atmosphäre ablaufen. Die Strahlung der Sternoberfläche unterscheidet sich praktisch nicht von der Strahlung eines absolut schwarzen Körpers mit seinem glatten Spektrum, das durch die berühmte Planck-Formel beschrieben wird. Nach der Planck-Formel hängt die Strahlungsintensität bei einer bestimmten Frequenz nur von der Temperatur ab. Der Vergleich des Spektrums der Sternoberfläche mit dem Planck-Spektrum erlaubt es also, die Temperatur dieser Oberfläche zu bestimmen. In der Astronomie wird diese Temperatur als effektiv bezeichnet, um zu betonen, dass das Spektrum eines Sterns dem von Planck ähnelt, aber dennoch nicht damit übereinstimmt. Beim Durchgang durch die stellare Atmosphäre wird die Strahlung bei einigen ausgewählten Frequenzen signifikant abgeschwächt, entsprechend den Übergängen zwischen den Energieniveaus der Elektronenhüllen von Atomen oder Molekülen, die in der Atmosphäre vorhanden sind. Auf dem Spektrogramm gibt es also Bereiche mit reduzierter Strahlungsintensität, sogenannte Absorptionslinien. Wenn man den Ort und die Natur dieser Linien kennt, ist es möglich, die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphäre zu bestimmen.
Um diesen Mechanismus vollständig zu verdeutlichen, lassen Sie uns etwas tiefer graben. Angenommen, die leuchtende Oberfläche des Sterns, die Photosphäre, hat das Photon des Schwarzkörperspektrums verlassen und fliegt der Einfachheit halber vertikal nach oben. Wenn seine Energie (gleich der Frequenz multipliziert mit der Planckschen Konstanten) mit keiner der Anregungsenergien der Elektronenhüllen von Atomen oder Ionen in der Atmosphäre übereinstimmt, fliegt dieses Photon ungestört in den umgebenden Raum. Andernfalls kann ein Atom dieses Photon einfangen, und eines seiner Elektronen bewegt sich vom niedrigeren Energieniveau auf das höhere. Dort wird er jedoch nicht lange bleiben. Fast sofort (in der Größenordnung, nach einer hundertmillionstel Sekunde) kehrt dieses Elektron in seinen vorherigen Zustand zurück, nachdem es ein Quant der gleichen Frequenz emittiert hat. Ein neugeborenes Photon verlässt jedoch eine beliebige Richtung und kann durchaus in die Photosphäre zurückkehren und dort absorbiert werden. Infolgedessen können einige Photonen mit Frequenzen, die den Übergangsenergien entsprechen, die Sternatmosphäre nicht verlassen. Aus diesem Grund sieht ein externer Beobachter im Spektrogramm Bereiche mit einem Abfall der Strahlungsintensität bei bestimmten Wellenlängen. Das ideal glatte Spektrum der Schwarzkörperstrahlung wird gebrochen und mit zahlreichen Einbrüchen übersät.
Die Untersuchungen der Spektren von Weißen Zwergen liefen Mitte des letzten Jahrhunderts auf Hochtouren. Um 1950 wurde bekannt, dass die Gashüllen der Weißen Zwerge meist aus reinem Wasserstoff und viel seltener aus Helium bestehen. Bald wurden sehr kleine Verunreinigungen von Elementen gefunden, die schwerer als Helium sind, die Astronomen traditionell Metalle nennen. Dies sind zunächst Kohlenstoff und Sauerstoff sowie eine Reihe schwererer Elemente. Wie in Kapitel 3 erörtert, sind Kohlenstoff und Sauerstoff in den Kernen der meisten Weißen Zwerge vorhanden und gelangen durch Diffusion aus den darunter liegenden Schichten in ihre Atmosphäre. Der gleiche Mechanismus kann das Vorhandensein von Magnesium und Neon erklären. Schwerere Elemente müssen sich in den Kernen der Weißen Zwerge ansiedeln, und in ihrer Atmosphäre kommen sie als Weltraumverschmutzung aus dem umgebenden Weltraum. Nach der gängigsten Hypothese sind ihre Hauptquelle Planetesimale, die im Weltraum wandern, kleine feste Körper, die auf einen Weißen Zwerg fallen und in seiner Atmosphäre verdampfen. Ihre unverbrannten Staubreste können unter Einwirkung der Schwerkraft an der Oberfläche des Zwerges landen und sogar, was nicht ausgeschlossen ist, etwas tiefer diffundieren.
Mehrere Klassifikationssysteme wurden entwickelt, um die Informationen über die Spektren von Weißen Zwergen zu rationalisieren. Das heute gebräuchliche Schema wurde 1979 grob vorgeschlagen und 1983 veröffentlicht. Es umfasst sechs Klassen, die im Folgenden entsprechend ihrer aktuellen Definitionen zusammengefasst sind:
- DA. Die Absorptionslinien der Balmer-Reihe von Wasserstoff dominieren.
- DB. Linien von nichtionisierten Heliumatomen sind sichtbar; keine Wasserstoffleitungen.
- TUN. Das Spektrum wird von den Linien der einfach ionisierten Heliumatome dominiert; außerdem sind Anzeichen von atomarem oder molekularem Helium, Sauerstoff und Kohlenstoff möglich.
- DQ. Linien von atomarem oder molekularem Kohlenstoff in verschiedenen Teilen des Spektrums.
- DZ. Das Spektrum enthält Metalle, aber weder Wasserstoff noch Helium.
- Gleichstrom. Kontinuierliches Spektrum mit möglicher Überlagerung seltener und flacher Absorptionslinien verschiedener Elemente.
Einige Weiße Zwerge haben komplexere Spektren, die zusätzliche Unterklassen erfordern – aber das sind nur die Details.
Dieses Klassifikationssystem ist sozusagen einfach zu lesen. Die DA-Klasse vereint Weiße Zwerge, deren Spektren nur die Linien der zweiten (Balmer-)Wasserstoffreihe zeigen. Dies ist die zahlreichste Familie - ihr Anteil an der Bevölkerung dieser Sterne in unserer Galaxie beträgt etwa 80%. Ihre Temperaturen variieren in einem sehr weiten Bereich - von 5000 bis 80.000 K. Weiße Zwerge der DB-Klasse, in deren Spektren von atomarem Helium dominiert werden, sind im Durchschnitt kälter, ihre obere Temperaturgrenze überschreitet 25.000–30.000 K nicht. Der DO Klasse vereint die heißesten Weißen Zwerge mit Temperaturen von 45.000 bis 100.000 K. Die DZ-Klasse umfasst hingegen Weiße Zwerge, deren Spektren keine Anzeichen von Wasserstoff oder Helium enthalten, aber die Anwesenheit von Kohlenstoff und schwereren Elementen - Magnesium, Kalzium und sogar Eisen … Typische Vertreter der Klasse DA sind beispielsweise Sirius B und 40 Eridani B. Im Gegenteil, die von van Maanen entdeckte Emission eines Weißen Zwergs weist auf das Vorhandensein von Kalzium in seiner äußeren Hülle hin - dies ist der Spektraltyp DZ. Anzumerken ist, dass sich die Weißen Zwerge der Klassen DA, DB und DO, deren Atmosphären Absorptionslinien von Wasserstoff oder Helium enthalten, quantitativ absolut durchsetzen.
Betrachten wir nun Weiße Zwerge der DZ-Klasse, deren Spektren keine Absorptionslinien von Wasserstoff und Helium enthalten. Dies bedeutet keineswegs, dass diese Elemente überhaupt nicht vorhanden sind – der Punkt ist ein ganz anderer. Zwerge der DZ-Klasse konnten sich nach der Geburt gerade etwas abkühlen. Daher emittieren ihre Photosphären relativ niederenergetische Photonen, die keine neutralen Wasserstoff- und Heliumatome anregen und daher ungehindert die Atmosphäre des Weißen Zwergs passieren.
Die Energie dieser Photonen reicht jedoch aus, um Atome von Elementen anzuregen, die schwerer als Helium sind, deren Linien in den Spektren vorhanden sind. Die DC-Klasse umfasst ebenso schwach erhitzte (mit anderen Worten, die Zeit zum Abkühlen hatten) Weiße Zwerge, deren Atmosphäre Wasserstoff und / oder Helium enthält, aber auch keine Spuren von Metallen enthält. Die Strahlung der Photosphäre eines solchen Weißen Zwergs durchdringt die Gashülle, ohne an seinen Atomen gestreut zu werden, und hat daher ein kontinuierliches oder fast kontinuierliches Spektrum. Aber auch in der Astronomie gibt es keine Regeln ohne Ausnahmen. In den frühen 2010er Jahren. im Sternbild Ursa Minor wurde ein ungewöhnlicher Weißer Zwerg H 1504 + 65 mit einer effektiven Oberflächentemperatur über 200.000 K identifiziert. Er galt mehrere Jahre als absoluter Rekordhalter in Sachen Erwärmung und wich erst 2015 einem Weißen Zwerg auf eine Viertelmillion Kelvin erhitzt. Seine Spektren weisen auf das Vorhandensein von Kohlenstoff, Sauerstoff und Neon in der Atmosphäre hin, aber es gibt keine Absorptionslinien für Wasserstoff und Helium.
Wie ist dies unter Berücksichtigung der Ultrahochtemperatur H 1504 + 65 zu erklären? Das Vorhandensein von Neon bedeutet, dass dieser Stern die letzte Stufe in der Entwicklung eines Sterns darstellt, dessen Anfangsmasse nahe der oberen Grenze der Masse der Sterne lag, die weiße Zwerge hervorbringen können. Es ist anzunehmen, dass sein Erscheinen von so starken Pulsationen des Vorgängersterns begleitet wurde, die zur vollständigen Zerstörung der gasförmigen Hülle der leichten Elemente führten. Es kann jedoch bald wieder auftauchen. Wenn im Inneren des Zwergs noch Wasserstoff und Helium vorhanden sind, diffundieren sie beim Abkühlen wahrscheinlich an die Oberfläche und reichern sich in der Atmosphäre an.
Die Spektrogramme von Weißen Zwergen (wie alle Sterne) sind im Zusammenhang mit theoretischen Modellen der Sternentwicklung und der Dynamik von Sternatmosphären sinnvoll. Sie enthalten Informationen, mit denen Sie die effektive Temperatur des Weißen Zwergs, seinen Radius, seine Masse, die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre und die Schwerkraft auf der Oberfläche berechnen können. Es ist kaum erwähnenswert, dass solche Berechnungen seit mehr als einem halben Jahrhundert mit Computerprogrammen durchgeführt werden, die immer komplexer und besser werden.
Das Informationspotential der Spektralanalyse ist leicht zu erklären. Die Form des Spektrums eines Sterns wird hauptsächlich durch die effektive Temperatur seiner Oberfläche bestimmt. Je heißer der Stern ist, desto mehr wird seine Strahlung in den Bereich kurzer Wellenlängen (bzw. hoher Frequenzen) verschoben. Das Spektrum enthält dunkle Linien, die darauf hinweisen, dass bei bestimmten Frequenzen Strahlung von Atomen in der Sternatmosphäre absorbiert wird. Die Form der Profile dieser Linien bei Weißen Zwergen hängt (unter anderem) von der Gravitation auf der Sternoberfläche ab, die den Zeitablauf verlangsamt und dadurch die Frequenz der emittierten Photonen reduziert – dies ist der sogenannte Gravitationsrotverschiebungseffekt. Da die Schwerkraft durch die Masse des Zwergs bestimmt wird, kann sie durch Messungen der Breite dieser Linien berechnet werden. Und schließlich, da die Elektronenhüllen der Atome elektromagnetische Wellen nur bei bestimmten, durch Labormessungen zuverlässig festgestellten Frequenzen absorbieren, erlaubt die Analyse der Spektrogramme, die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphäre zu beurteilen.
Natürlich müssen diese Informationen empfangen und verarbeitet werden. Astronomen verfügen jetzt über hochempfindliche Strahlungsdetektoren, die mit ladungsgekoppelten Megapixel-Arrays ausgestattet sind. Mit astronomischen Instrumenten war es bereits vor einigen Jahrzehnten möglich, die effektiven Temperaturen der meisten Weißen Zwerge mit einer Genauigkeit von etwa 1% zu bestimmen. Das gleiche ist, in einer Größenordnung, die durchschnittliche Messgenauigkeit der übrigen physikalischen Eigenschaften von Weißen Zwergen.
Die Spektren der Weißen Zwerge unterscheiden sich stark von den Spektren der Hauptreihensterne sowohl in der allgemeinen Form als auch in den Sätzen und Breiten der Absorptionslinien. Es gibt viele Unterschiede, und es macht wahrscheinlich keinen Sinn, sie alle aufzuzählen. Ich beschränke mich auf ein einziges Beispiel. Denken Sie daran, dass Weiße Zwerge der Klasse DA nur Wasserstofflinien in ihren Spektren haben. Die heißesten Hauptreihensterne der O-Klasse mit einer effektiven Oberflächentemperatur von 25.000 - 100.000 K haben dagegen keine oder nur sehr wenige Wasserstofflinien, dafür gibt es Linien aus Helium, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und Silizium. Im Spektrum der solaren Photosphäre werden Zehntausende von Absorptionslinien verschiedenster Elemente beobachtet (und an manchen Stellen, wo die Temperatur niedriger ist, zum Beispiel in Sonnenflecken, wird sogar das Vorhandensein von thermisch stabilen mehratomigen Molekülen registriert).
